람다와 제임스 웹이 하는 일

제임스 웹이 하는 일과 관측에 대해 설명하도록 하겠습니다 (보다)

제임스 웹

제임스 웹이 하는 일

 

"별과 행성들의 탄생" 현장을 관측하기도 하고, 빅뱅(Big Bang) 직후에 해당하는 "초기 우주의 은하"를 관측하는 임무가 있습니다. 또한 최근에는 포말하우트(Formalhaut)라는 남쪽 하늘에서 볼 수 있는 밝은 별이 있는데 그 밝은 별 주변에서 한창 반죽이 되고 탄생하고 있는 가스 덩어리와 어린 행성들의 모습도 관찰하기도 했습니다. 그리고 지금으로부터 131억 년 전에 해당하는 빅뱅 초기 우주에 해당하는 곳에서 아주 무거운 은하들을 새롭게 발견하였습니다

 

람다-CDM (지금의 우주론)

 

우주의 팽창을 점점 빠르게 가속하고 있는 암흑 에너지입니다. 그리고 CDM(Cold Dark Matter) 차가운 암흑 물질이라고 해서 중력에 의해 뭉칠 수 있는 암흑 물질입니다. 현재 우주를 구성하는 가장 주요한 성분이 바로 암흑 물질과 암흑 에너지이기 때문에 지금의 우주론을 람다-CDM 우주론이라고 합니다. 람다와-CDM을 통해 빅뱅 직후부터 우주가 얼마나 빠르게 팽창하고 있는지, 그리고 그 팽창하는 우주 공간 속에서 중력을 통해 얼마나 많은 물질이 모일 수 있었느냐 이 두 가지를 알 수 있게 해주는 것입니다. 현재까지 우리가 파악한 우주 속의 암흑 물질과 암흑 에너지의 양을 보면 우주 초기 때부터 얼마나 빠르게 물질이 반죽이 되고 모이면서 성장할 수 있었는지 아기 은하들의 성장 속도 파악이 가능합니다

 

최근 제임스 웹이 관측한 것

 

우주의 나이가 5억 년 정도 된 앳된 시절의 우주인데도 불구하고, 태양 질량의 100억에서 1,000억 배 질량에 달하는 엄청난 질량의 은하들이 있었습니다 우리 은하 질량의 거의 10% 수준에 이르는 어마어마하게 무거운 질량까지 증가할 수 있었다. 초기 우주에선 생각할 수 없었던 이미 아주 무겁게 성장한 은하들이 먼 우주에서 발견되었다는 것입니다. 그래서 이 발견이 처음 나왔을 때 많은 천문학자를 당황하게 했습니다

 

천문학에서 은하의 질량을 재는 방법

 

빅뱅 직후인 우주일 때부터 태양 질량의 100억 배, 1,000억 배 수준까지 육중하게 성장한 아기 은하들이 발견되었습니다. 은하의 질량을 유추하기가 굉장히 까다롭습니다. 천문학에서 은하의 질량을 잴 때 어떻게 재냐면 거리가 멀 기 때문에 희미하게 보이는 빛이 있을 겁니다 그 희미하게 빛나는 먼 거리의 은하의 밝기를 잽니다. 은하의 별의 개수가 많을수록, 즉 별이 많다는 건 은하가 더 무겁다는 것입니다. 은하 질량이 무거우면 무거울수록 은하가 더 밝게 보일 것입니다. 반대로 은하 속의 별의 개수가 적고 밝기가 어두울수록 은하는 어둡게 보일 것입니다. 은하의 전체 밝기가 얼마나 밝은지만 보면 밝기로 은하의 질량을 유추할 수 있습니다

 

초기 질량 함수(IMF)

 

눈앞에 밝은 별과 어두운 별이 있다고 가정한다면 밝은 별은 질량이 무거운 별들이 대다수고 개수는 적습니다. 반대로 어두운 별은 질량이 가벼운 별들이 대다수고 개수가 많습니다. 이 이론은 초기 질량 함수(IMF)라고 불립니다. 이 초기 질량 함수를 우리가 은하를 관측했을 때 어떤 모양의 IMF를 적용하는지에 따라서 그 은하의 질량이 천차만별로 달라지는 것입니다. 그 이유는 어떤 은하를 관측해서 은하의 밝기를 쟀다고 가정한다면 그런데 같은 밝기로 보인다고 하더라도 그 은하의 전체 밝기에 기여하는 별들이 질량이 무거운 밝은 별들인지 아니면 질량이 가벼운 어두운 별 들인 지에 따라서 많이 달라지기 때문입니다 희미하고 가벼운 별들의 밝기와 질량이 무겁고 밝은 덩치 큰 별들이 몇 개 있습니다. 밝기로 비교했을 때는 둘의 밝기가 비슷할 수도 있습니다. 예를 들어 어둡고 가벼운 별들 100만 개와 밝기가 밝고 무거운 별 몇 개일 거를 비교하면 가볍고 어두운 별들 100만 개 전체 밝기와 질량이 무겁고 훨씬 밝은 별 몇 개 밝기를 합한 거랑 비슷할 수 있습니다

 

별들의 탄생 환경

 

초기 우주는 지금보다 높은 온도와 밀도로 우주의 온도가 지금보다 훨씬 뜨거웠습니다. 우주가 뜨거웠다면 별들의 탄생하는 환경도 많이 달랐을 것입니다. 별들이 만들어지기 위해서는 가스구름이 중력으로 먼지를 반죽해서 내부의 뜨거운 열에 의한 압력과 중력이 균형을 이루어야 합니다. 그런데 별이 태어나는 환경 자체 온도가 훨씬 뜨겁다면 더 뜨거운 온도로 인해서 가스 반죽 덩어리가 터지려는 압력이 더 강합니다. 태초의 우주는 지금보다 훨씬 뜨거웠을 것이기 때문에 지금에 비해서 질량이 가벼운 별을 만들기가 어려웠을 것입니다. 지금의 우주에서 우리 은하에서 확인한 초기 질량 분포 함수는 밝은 별들에 비해 질량이 가벼운 별들의 개수가 훨씬 많은 분포를 띠고 있습니다

 

제임스 웹 우주 망원경이 하는 일과 은하와 별들이 탄생하는 과정에 대한 글을 작성해봤습니다 다음에는 더 흥미로운

천문학 정보를 알려드리겠습니다